Het heelal is heel, heel groot. We hebben het over… onwaarneembaar groot! Op basis van tientallen jaren aan waarnemingen denken astronomen nu dat het waarneembare heelal een doorsnede heeft van ongeveer 46 miljard lichtjaar. Het sleutelwoord is waarneembaar, want als je rekening houdt met wat we niet kunnen zien, denken wetenschappers dat het heelal in werkelijkheid 92 miljard lichtjaar in doorsnee is.
Het moeilijkste van dit alles is het nauwkeurig meten van de afstanden in kwestie. Maar sinds het ontstaan van de moderne astronomie zijn er steeds nauwkeurigere methoden ontwikkeld. Naast roodverschuiving en onderzoek van het licht van verre sterren en sterrenstelsels, vertrouwen astronomen ook op een klasse sterren die bekend staan als cepheïden (CV’s) om de afstand van objecten binnen en buiten ons Melkwegstelsel te bepalen.
Definitie:
Variabele sterren zijn in wezen sterren die schommelingen in hun helderheid (ook wel absolute helderheid genoemd) vertonen. Cepheïden zijn een speciale soort veranderlijke sterren, omdat ze heet en massief zijn – vijf tot twintig keer zo zwaar als onze zon – en bekend staan om hun neiging tot radiale pulsaties, die zowel in diameter als temperatuur variëren.
Deze pulsaties staan bovendien in direct verband met hun absolute helderheid, die binnen welbepaalde en voorspelbare tijdsperioden optreedt (variërend van 1 tot 100 dagen). De vorm van de lichtkrachtcurve van de cephiad lijkt op die van een “haaienvin” – een plotselinge stijging en piek, gevolgd door een gestaag afnemende helderheid.
De naam is afgeleid van Delta Cephei, een veranderlijke ster in het sterrenbeeld Cepheus die als eerste CV werd geïdentificeerd. Analyse van het spectrum van deze ster suggereert dat CV’s tijdens een pulsatieperiode ook veranderingen ondergaan in temperatuur (tussen 5500 – 66oo K) en diameter (~15%).
Gebruik in de astronomie:
De relatie tussen de variabiliteitsperiode en de lichtkracht van CV-sterren maakt ze zeer nuttig bij het bepalen van de afstand van objecten in ons heelal. Als de periode eenmaal is gemeten, kan de lichtkracht worden bepaald, zodat met behulp van de afstandsmodulusvergelijking nauwkeurige schattingen van de afstand van de ster kunnen worden gemaakt.
Deze vergelijking luidt: m – M = 5 log d – 5 – waarin m de schijnbare helderheid van het object is, M de absolute helderheid van het object, en d de afstand tot het object in parsecs. Cepheïden kunnen worden gezien en gemeten tot op een afstand van ongeveer 20 miljoen lichtjaar, vergeleken met een maximale afstand van ongeveer 65 lichtjaar voor parallaxmetingen op aarde en iets meer dan 326 lichtjaar voor de ESA’s Hipparcos-missie.
Omdat ze helder zijn, en op miljoenen lichtjaren afstand goed te zien zijn, zijn ze gemakkelijk te onderscheiden van andere heldere sterren in hun omgeving. In combinatie met de relatie tussen hun veranderlijkheid en lichtkracht maakt dit ze tot zeer nuttige hulpmiddelen bij het afleiden van de omvang en schaal van ons heelal.
Klassen:
Cepheïden worden onderverdeeld in twee subklassen – Klassieke cepheïden en cepheïden van het type II – op basis van verschillen in hun massa’s, ouderdom en evolutionaire geschiedenis. Klassieke cepheïden zijn Populatie I (metaalrijke) veranderlijke sterren die 4-20 keer zo massief zijn als de zon en tot 100.000 keer zo helder. Zij ondergaan pulsaties met zeer regelmatige perioden in de orde van dagen tot maanden.
Deze cepheïden zijn meestal gele heldere reuzen en superreuzen (spectraalklasse F6 – K2) en zij ondergaan straalveranderingen van miljoenen kilometers tijdens een pulsatiecyclus. Klassieke cepheïden worden gebruikt om de afstanden tot melkwegstelsels in de Lokale Groep en daarbuiten te bepalen, en zijn een middel om de Hubble-constante vast te stellen (zie hieronder).
Type II cepheïden zijn Populatie II (metaalarme) veranderlijke sterren die pulseren met perioden van meestal tussen 1 en 50 dagen. Type II cepheïden zijn ook oudere sterren (~10 miljard jaar) die ongeveer half zo zwaar zijn als onze zon.
Type II cepheïden worden ook onderverdeeld op basis van hun periode in de subklassen BL Her, W Virginis, en RV Tauri (genoemd naar specifieke voorbeelden) – die perioden hebben van respectievelijk 1-4 dagen, 10-20 dagen, en meer dan 20 dagen. Type II cepheïden worden gebruikt om de afstand tot het Galactisch Centrum, bolvormige sterrenhopen en naburige melkwegstelsels te bepalen.
Er zijn er ook die in geen van beide categorieën passen, die bekend staan als Anomale cepheïden. Deze variabelen hebben perioden van minder dan 2 dagen (vergelijkbaar met RR Lyrae), maar hebben een hogere helderheid. Ze hebben ook hogere massa’s dan cepheïden van type II, en hun ouderdom is onbekend.
Een klein deel van de cepheïden is ook waargenomen die in twee modi tegelijk pulseren, vandaar de naam dubbelmodus cepheïden. Een zeer klein aantal pulseert in drie toestanden, of een ongebruikelijke combinatie van toestanden.
Geschiedenis van de waarneming:
De eerste cepheïde variabele die werd ontdekt was Eta Aquilae, die op 10 september 1784 werd waargenomen door de Engelse astronoom Edward Pigott. Delta Cephei, waarnaar deze sterrenklasse is genoemd, werd een paar maanden later ontdekt door de Engelse amateur-astronoom John Goodricke.
In 1908, tijdens een onderzoek naar veranderlijke sterren in de Magelhaense Wolken, ontdekte de Amerikaanse astronome Henrietta Swan Leavitt het verband tussen de periode en de lichtkracht van klassieke cepheïden. Nadat zij de perioden van 25 verschillende veranderlijke sterren had vastgelegd, publiceerde zij haar bevindingen in 1912.
In de jaren daarna zouden nog verschillende astronomen onderzoek doen naar cepheïden. In 1925 was Edwin Hubble in staat om de afstand tussen de Melkweg en het Andromedastelsel vast te stellen op basis van cepheïden in het Andromedastelsel. Deze bevindingen waren van cruciaal belang, omdat zij het Grote Debat beslechtten, waarin astronomen probeerden vast te stellen of de Melkweg al dan niet uniek was, of een van de vele sterrenstelsels in het heelal.
Door de afstand tussen de Melkweg en verschillende andere sterrenstelsels te meten, en dit te combineren met Vesto Slipher’s metingen van hun roodverschuiving, konden Hubble en Milton L. Humason de Wet van Hubble formuleren. Kortom, zij konden bewijzen dat het heelal aan het uitdijen is, iets wat jaren daarvoor al was gesuggereerd.
Volgende ontwikkelingen in de 20e eeuw waren onder meer het indelen van cepheïden in verschillende klassen, waardoor problemen bij het bepalen van astronomische afstanden konden worden opgelost. Dit werd grotendeels gedaan door Walter Baade, die in de jaren 1940 het verschil herkende tussen klassieke en type II cepheïden op basis van hun grootte, ouderdom en helderheid.
Limitaties:
Ondanks hun waarde voor het bepalen van astronomische afstanden, zijn er enkele beperkingen aan deze methode. De belangrijkste is het feit dat bij cepheïden van het type II de relatie tussen periode en lichtkracht kan worden beïnvloed door hun lagere metalliciteit, fotometrische vervuiling en het wisselende en onbekende effect van gas en stof op het licht dat ze uitstralen (stellaire extinctie).
Deze onopgeloste problemen hebben ertoe geleid dat er verschillende waarden worden genoemd voor de constante van Hubble – die variëren van 60 km/s per 1 miljoen parsecs (Mpc) tot 80 km/s/Mpc. Het oplossen van deze discrepantie is een van de grootste problemen in de moderne kosmologie, omdat de ware grootte en de uitdijingssnelheid van het heelal met elkaar samenhangen.
Verbetering van instrumentatie en methodologie leidt echter tot een grotere nauwkeurigheid waarmee cepheïden worden waargenomen. Hopelijk zullen de waarnemingen van deze merkwaardige en unieke sterren op den duur echt nauwkeurige waarden opleveren, en daarmee een belangrijke bron van twijfel over ons begrip van het heelal wegnemen.
We hebben hier op Universe Today veel interessante artikelen geschreven over cepheïdenvariabelen. Zo vinden sterrenkundigen een nieuwe manier om kosmische afstanden te meten, gebruiken ze een licht-echo om de afstand tot een ster te meten, en komen sterrenkundigen dichter bij donkere energie met een verfijnde Hubble-constante.
Astronomy Cast heeft een interessante aflevering waarin de verschillen tussen Population I en II sterren worden uitgelegd – Aflevering 75: Stellaire Populaties.